Supernova

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek
Oorblyfsel van Kepler se Supernova, SN 1604.

Supernovas verwys na verskeie tipes sterontploffings wat geweldige helder plasma produseer, waarna dit dan oor 'n tydperk van weke of maande tot onsigbaarheid taan.

Daar is twee moontlike roetes na die eindpunt: 'n massiewe ster kan ophou om kernsmeltingsenergie in sy kern te skep en dan ineenstort onder sy eie swaartekrag, of 'n witdwergster kan materiaal van 'n metgeselster versamel tot dit die Chandrasekharlimiet bereik en 'n kernontploffing ondergaan. In beide gevalle spu die supernova-ontploffing, wat veroorsaak word, baie van of al die ster se stermateriaal met geweldige krag uit.

Die ontploffing veroorsaak 'n skokgolf in die omliggende ruimte wat lei tot die vorm van 'n supernova-oorblyfsel. 'n Beroemde voorbeeld hiervan is die oorblyfsel van SN 1604 regs vertoon. Supernova ontploffings is die hoofbron van al die elemente swaarder as suurstof, en is die enigste bron van baie belangrike elemente. Al die kalsium in ons bene en al die yster in ons hemoglobien is byvoorbeeld biljoene jare gelede deur 'n supernova-ontploffing gemaak. Supernovas spuit hierdie swaar elemente in die interstermedium in en verryk sodoende die molekulêre wolke wat die plekke is waar sterformasie plaasvind. Hierdie verrykingsproses het die samestelling van die sonnestelsel 4,5 miljard jaar gelede bepaal, en daarmee saam die chemiese boustene vir lewe op aarde.

Supernovas verwek enorme temperature, en onder die regte omstandighede kan die kernreaksies wat tydens die hoogtepunt van die supernova plaasvind van die swaarste elemente soos onder andere kalifornium laat ontstaan.

"Nova" (meervoud novas) is Latyns vir "nuut", wat verwys na wat soos 'n baie helder nuwe ster in die hemel lyk; die voorvoegsel "super" onderskei dit van 'n gewone nova, 'n woord wat ook verwys na 'n ster met vermeerderde helderheid. Dit is egter misleidend om 'n supernova te sien as 'n nuwe ster aangesien dit eintlik die dood van 'n ster verteenwoordig (of ten minste die radikale transformasie daarvan in iets anders in).

Klassifikasie[wysig]

In 'n poging om supernovaontploffings beter te verstaan het sterrekundiges hulle geklassifisseer volgens die lyne van verskillende chemiese elemente wat in hulle spektra voorkom. Kyk na "Optical Spectra of Supernovas" deur Filippenko (Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 35, 1997, pp. 309-355) vir 'n goeie bespreking van die klasse.

Die eerste onderskeiding is tussen die teenwoordigheid of afwesigheid van 'n lyn vir waterstof. As 'n supernova se spektrum 'n waterstoflyn bevat word dit as 'n Tipe II, geklassifiseer, andersins as 'n Tipe I.

Onder hierdie groepe is daar afdelings gegrond op die teenwoordigheid al dan nie, van ander lyne en die ligkurwevorm daarvan.

Opsomming[wysig]

Die Supernova 1994D in die sterrestelsel NGC4526
Tipe I
Geen waterstof Balmerlyne
Tipe Ia
Si II lyn by 615,0 nm
Tipe Ib
He I lyn by 587,6 nm
Tipe Ic
Swak of geen Helium lyne
Tipe II
Het waterstof Balmer lyne
Tipe II-P
Plato
Tipe II-L
Lineêr

Tipe Ia[wysig]

Tipe Ia supernovas bevat nie helium nie en vertoon 'n silikon-absorpsielyn in hulle spektra naby pieklig. Die mees algemeen aanvaarde teorie oor dié tipe supernovas is dat hulle ontstaan het weens die assimilasie deur 'n witdwerg van die materiaal van 'n metgeselster, gewoonlik 'n rooireus, totdat dit die Chandrasekharlimiet bereik. Die hoofkomponente van die witdwergster is gewoonlik suurstof en stikstof. Die vermeerdering in druk laat die temperature naby die kern styg en 'n tydperk van konveksie, wat ongeveer 100 jaar aanhou, begin. Op 'n stadium tydens die prutfase, word 'n deflagrasievlamfront, aangedryf deur kernsmelting gebore. Die besonderhede van die ontsteking—die ligging en aantal punte waar die vlam begin—is egter steeds onbekend. Die ontvlamming versnel dramaties, as gevolg van Rayleigh-Taylor onstabiliteit en interaksies met turbulensie. Daar word steeds heelwat debat gevoer oor of die vlam oorgaan van 'n subsoniese ontvlamming na 'n supersoniese ontsteking. Die energie wat deur kernbranding (~1044 joules) vrygestel word, veroorsaak dat die ster gewelddadiglik ontplof en 'n skokgolf vrystel waarin materie tipies teen snelhede in die omgewing van 10 000 km/s uitgeskiet word. Die energie wat in die ontploffing vrygestel word, veroorsaak ook 'n ekstreme vermeerdering in ligsterkte.

Die teorie oor hierdie tipe supernovas is soortgelyk aan dié oor novas, waar 'n witdwerg materie stadiger assimileer, en nie die Chandrasekharlimiet bereik nie. In die geval van 'n nova veroorsaak die invallende materie 'n kernsmeltingsreaksie van materiaal naby die oppervlak daarvan, maar dit lei nie daartoe dat die ster ineenstort nie.

Tipe Ia supernovas het 'n kenmerkende ligkurwe ('n grafiek van helderheid as 'n funksie van tyd ná die ontploffing). Naby die tydstip van maksimum ligsterkte bevat die spektraallyne van tussenliggende massa elemente van suurstof tot kalsium; hierdie is die hoofbestanddele van die buitenste lae van die ster. Maande ná die ontploffing , wanneer die buitenste lae uitgebrei het tot by die deursigtigheidspunt, word die spektrum oorheers deur lig uitgestraal naby die kern van die ster: swaar elemente gesintetiseer tydens die ontploffing, veral die yster-groep elemente. Die radioaktiewe afbreek van Nikkel-56 deur Kobalt-56 tot Yster-56 produseer hoë-energie fotone wat die energie-uitset van uitgeskiete partikels teen middel en latere tye oorheers.

Anders as ander tipes supernovas, word Tipe Ia supernovas in die algemeen in alle soorte sterrestelsels, insluitend elliptiese sterrestelsels aangetref. Hulle vertoon geen voorkeur vir gebiede van huidige stervorming nie.

Die ooreenkoms in die vorms van die ligsterkteprofiel van alle bekende Tipe Ia supernovas het daartoe gelei dat 'n standaardkers in buite-sterrestelselsterrekunde gebruik word. Die oorsaak van die ooreenkoms in die ligsterktekromme is steeds 'n ope vraag. In 1998 het waarnemings van Tipe Ia supernovas gedui op die onverwagte resultaat dat die heelal 'n versnellende uitbreiding skyn te ondergaan.

'n Type Ia supernova stel die grootste hoeveelhede energie vry van alle bekende klassifikasies van supernovas. Die verste enkele voorwerp wat ooit in die heelal waargeneem is -- sterrestelsels of bolhope tel nie—was 'n Tipe Ia supernova, wat biljoene ligjare (tien yottameter) ver van ons aarde af geleë is.

Tipe Ib en Ic[wysig]

Die vroeë spektra van Tipes Ib en Ic vertoon nie waterstoflyne nie en ook nie die eienskap van sterk silikonabsorpsie naby 615 nanometer nie. Hierdie verskynsels , soos Tipe II supernovas, is waarskynlik massiewe sterre waarvan die brandstof in hulle kerns opraak; die voorlopers van Tipes Ib en Ic het meeste van hulle omhulsels verloor as gevolg van sterk sterwinde of interaksie met 'n metgesel. Tipe Ib supernovas word gereken as die resultaat van die ineenstorting van 'n Wolf-Rayetster. Daar is aanduidings dat Tipe Ic supernovas die bron van gammastraaluitbarstings kan wees. Daar word egter ook geglo dat dat enige supernova die bron van 'n gammastraaluitbarsting kan wees afhangend van die vorm van die ontploffing.

Tipe II[wysig]

Sterre baie meer massief as ons son ontwikkel op baie meer komplekse maniere. In die kern van ons son kernsmelt 589 miljoen ton waterstof elke sekonde in 584 miljoen ton helium, die ekstra 4,3 miljoen ton massa word in suiwer energie omskep wat dan na buite uitgestraal word. Die helium wat in die kern vervaardig word, versamel daar aangesien temperature in die kern nog nie hoog genoeg is om dit te laat kernsmelt nie. Uiteindelik wanneer die waterstof in die kern opgebruik is, omdat dit in helium verander het of as gevolg van geleidelike verdunning deur die aanhoudende opbou van helium "ah", begin kernsmelting stadiger word en veroorsaak swaartekrag dat die kern begin saampers. Hierdie saampersing laat die temperature hoog genoeg opskiet om 'n korter fase van heliumkernsmelting te inisieer, wat minder as 10% van die ster se algehele leeftyd beslaan. In sterre met minder as ongeveer 10 sonmassas, kernsmelt die koolstof wat vervaardig word nie saam nie en die ster koel geleidelik af tot 'n witdwerg. Witdwerg sterre kan Tipe I supernovas word soos hierbo beskryf.

'n Baie groter ster het egter genoegsame swaartekrag om temperatuur en druk te skep wat veroorsaak dat die koolstof in die kern begin kernsmelt wanneer die ster saamtrek. Die kern van hierdie massiewe sterre raak gelaagd soos 'n ui met opeenvolgend swaarder atoomkern wat in die middel opbou en met 'n buitenste laag van waterstofgas, wat neerdaal op 'n laag waterstof wat in helium in kernsmelt, en helium wat weer verder daal in 'n laag waar helium helium wat in kooltof in kernsmelt, en koolstof wat dan weer sink en in selfs swaarder elemente kernsmelt. Hierdie sterre gaan deur opeenvolgende stadiums waar die kern krimp, opgehoopte kerne wat voorheen onkernsmeltbaar begin kernsmelt, en die kern terugkeer na ewewig met swaartekrag. Dit veroorsaak dat hulle onreëlmatige veranderlikes is—soos elke nuwe burst of kernsmelting elemente uit die kernsmelting kern stoot in na wat die "steromhulsel" genoem word, en die ster verdof, wat swaartekragmassa terug laat trek in die kernsmeltende kern en die siklus weer aan die gang sit.

Die beperkende faktor in die proses is die hoeveelheid energie energy wat deur kernsmelting vrygestel word, wat afhang van die bindingsenergie van hierdie atomoomkerne. Elke addisionele stap vervaardig opeenvolgend swaarder kerne, wat ook al hoe stywer met die sterkkrag gebind word. Dit beteken dat dit minder energie per kernsmeltingreaksie vrystel as wanneer ligter elemente kernsmelt.

Die styfsgebinde van alle kerne is yster. Dit verteenwoordig die "bottom of the hill" vir ligter elemente om te kernsmelt, en vir swaarder elemente om te splyt. Ligter elemente stel energie vry wanneer hulle kernsmelt en swaarder elemente wanneer hulle splyt. Soos yster "as" in die kern van die ster begin versamel, trek swaartekrag meer en meer massa in die kernsmelting gebied, wat weer deur al die kernsmeltings stappe gaan: waterstof na helium volgens die protonketting, helium na koolstof volgens die drievoud-alpha-proses, koolstof en helium kombineer om suurstof te vrom, suurstof kernsmelt om neon te vorm, neon kernsmelt om magnesium te vrom en, magnesium om silikon te vrom en silikon wat yster vorm.

Die yster (Fe) kern verkeer onder geweldige swaartekragdruk, en aangesien daar geen kernsmelting en dit nie deur gewone gas druk ondersteun kan word nie, word dit deur elektron ontaardingsdruk ondersteun, elektrone wat teen ander elektrone druk. As dit opbou tot by die Chandrasekhar limiet waar elektron ontaardingsdruk dit nie kan instandhou nie, begin die yster kern ineen stort. Die ineenstortende kern produseer hoë energie gammastrale, wat sommige yster kerne na 13 He plus 4 neutrone laat afbreek, 'n proses wat bekend staan as foto-ontbinding. Geen kern reaksie van 'n yster kern kan egter energie skep nie; dit kan dit slegs absorbeer. Reaksies in die kern wat vir miljoene jare energie na buite uitgestraal het en die ster se balans met swaartekrag in stand gehou het, begin nou skielik energie na binne suig en span saam met swaartekrag om te veroorsaak dat die kern, 'n massiewe struktuur so groot soos ons son, binne 'n breukdeel van 'n sekonde ineenstort.

Soos die digtheid in die ineenstortende kern hemelhoog opskiet word elektrone en protone saam gedruk totdat hulle elektriese aantrekking hulle inherente kern afstoting van mekaar te bowe kom. Hierdie kombinasie, 'n proses wat as elektronvang bekend staan, skep 'n neutron en stel 'n neutrino vry. Die neutrino's ontsnap uit die kern, neem energie weg en dra by tot verdere versnelling van die ineenstorting, Wat in millisekondes vooruitgang maak soos die kern van die buitenste lae van die ster los raak en die digtheid van kernmateriaal bereik, waar die neutrone teen mekaar druk en die hele kern die digtheid van 'n atoomkern bereik. Dit is die kernineenstorting. Op hierdie tydstip is neutron ontaardingsdruk genoeg om swaartekrag te balanseer; maar aangesien die kern die ewewigspunt verby geskiet het en effens bons, word 'n skokgolf geskep wat teen die buitenste lae van die ster vas bots. 'n "Proto-neutron ster" begin by die kern vorm wat as dit groot genoeg is verder sal ineenstort om 'n swartgat te vorm.

Dit is bekend dat die kernineenstortings fase so dig en energiek is dat slegs neutrino's uit die ineenstortende ster kan ontsnap. Meeste van die gravitasionele potensiële energie wat uit die ineenstrorting ontstaan word omskep in 'n 10 sekonde lange neutrino vlaag wat omtrent 1046 joule (100 foes) vrystel. Van die energie word onegeveer 1044 J (1 foe) deur die ster herabsorbeer wat 'n ontploffing veroorsaak. Die energie per partikel in 'n supernova is tipies 1 tot 150 picojoules (tiene tot honderde MeV). Die neutrino's wat duer 'n supernova geproduseer word is al waargeneem in die geval van Supernova 1987A wat sterrekundiges tot die gevolgtrekking laat lei dat die kernineenstorting teorie basies korrek is. Verskeie tans operasionele neutrino detektors het 'nSupernovavroeëwaarskuwingstelsel gevestig, wat sal poog om die sterrekundige gemeenskap in kennis te stel van 'n supernova gebeurtenis in ons sterrestelsel.

Hierdie energie is klein genoeg dat die standaardmodel van deeltjie fisika waarskynlik korrek is, maar die hoë digthede mag regstellings in die the standaard model aanbring. Aardgebaseerde versnellers kan partikel interaksies produseer met baie hoër energie as dié wat in supernovas aangetref word, maar eksperimente betrek individuele partikels wat met individuele interaksie het, en dit is waarskynlik dat die hoë digthede in supernovas unieke nuwe gevolge kan hê. Die interaksies tussen neutrino's en die ander partikels in die supernova vind plaas met die swakkernkrag wat goed verstaan word. Die interaksies tussen die protone en neutrone behels die strekkernkrag wat minder goed verstaan word.

Die hoof onopgeloste probleem met tipe II supernovas is dat daar nie verstaan word hoe die uitbarsting van neutrino's hulle energie oordra aan die res van die ster wat die skokgolf produseer wat die ster laat ontplof nie. Volgens bostaande bespreking, hoef slegs een persent van die energie oorgedra te word om 'n ontploffing te veroorsaak, maar om die een persent oordrag te verkry is baie moeilik. In die 1990's het een model hiervoor op koneksieomkering berus, wat voorstel dat konveksie, van neutrino' van onder af of invallende materie van bo, voltooi die proses van vernietiging van die voorloper ster. Swaarder elemente as yster word gevorm tydens die ontploffing deur neutronvang, en uit die druk van die neutrino's wat in die grensvlak van die "neutrinosfeer" druk, saai die omringende ruimte met 'n wolk van gas en stof wat ryker is aan swaar elemente as die een ster waaruit dit oorspronklik gevorm het.

Neutrino fisika, wat gemoddeleer word deur die standaard model, is noodsaaklik om hierdie proses te verstaan. Die ander noodsaaklike ondersoekgebied is hidrodinamika van die plasma waaruit die sterwende ster bestaan, hoe dit optree tydens die kernineenstorting bepaal wanneer en hoe die "skokgolf" vorm en wanneer en hoe dit "gaan staan" en en weer energie verkry. Rekenaar modelle behaal baie sukses met die berekening van die optrede van tipe II supernovas nadat die skok geskep is. Deur die eerste sekonde van die ontploffing te ignoreer, en aan te neem dat 'n ontploffing begin het, kon astrofisiesie detail voorspellings oor die elemente wat deur supernovas geproduseer word en die verwagte ligkurwe van die supernovas.

Die oorblywende kern van die ster kan 'n neutron ster of 'n swartgat word, afhangende van die massa daarvan, maar omdat die prosesse van supernova ineenstorting swak verstaan word , is dit nie bekend wat die afsny massa is nie.

Tipe II supernovas kan verder geklassifiseer word volgens die vorm van hulle ligkurwes in Tipe II-P en Type II-L. Tipe II-P bereik 'n "plato" in hulle ligkurwe terwyl II-Ls 'n "lineêre" afname in hulle ligkurwe het. ("lineêr" in grootte versus tyd, of eksponensieel in ligsterkte versus time). Daar word geglo dat dit die gevolg van verskille in die omhulsel van sterre is. II-Ps het 'n groot waterstofomhulsel wat energie vrygestel in die vorm van gammastrale vang en dit stadig vrystel, terwyl II-L'le baie kleiner omhulsels het wat minder gammastraalenergie in sigbare lig omskep.

'n Mens kan Tipe II supernovas ook verdeel volgens hulle spektra. Terwyl meeste Tipe II supernovas baie breë emissie lyne vertoon wat uiterste snelhede van baie duisende km/s aandui, het sommige betreklik nou kenmerke wat geproduseer kan word deur die interaksie tussen die deeltjies wat uitgewerp en omliggende ster materiaal; hierdie word Type Iin genoem, waar "n" vir "narrow" (nou) staan.

'n Paar supernovas, soos SN 1987K en 1993J, lyk of dit van tipe verwissel: hulle vertoon waterstof lyne op vroeë stadiums, maar oor 'n tydperk van weke tot maande oorheers helium lyne heeltemal. Die term "Tipe IIb" word gebruik om die kombinasie van kenmerke wat normaalweg met tipe Tipes II en Ib geassosieer word te beskryf. Hierdie is waarskynlik massiewe sterre wat meeste, maar nie al, hulle waterstofomhulsels verloor het. Soos die uigworpe materiaal uitsit, word die waterstoflaag vinnig opties dun en word die dieper lae onthul.

Bespiegelinge word gemaak dat party van die besonder groot sterre eerder 'n "hipernova" kan veroorsaak wanneer hulle doodgaan. In die voorgestelde hipernova meganisme, stort die kern van 'n baie groot ster direk in 'n swart gat ineen en twee vreeslik groot plasmaspuite word uitgestraal van die rotasie pole af teen baie na-aan die spoed van lig. Hierdie spuite straal intense gammastrale uit en is een van baie kandidaat verduidelikings van gammastraaluitbarstings.

Benaming van supernovas[wysig]

Supernova ontdekkings word vermeld aan die International Astronomical Union's Central Bureau for Astronomical Telegrams, wat 'n omsendbrief met die naam wat daaraan toeken is uitstuur. Die naam word gevorm deur die jaar van ontdekking, en 'n een- of twee letter aanwysing. Die eerste 26 supernovas van die jaar kry 'n letter van A tot Z. Na Z, begin dit met aa, ab, en so aan..

Noemenswaardige supernovas[wysig]

Die Krapnewel is 'n uitsettende gaswolk deur die 1054 supernova geskep.

Let daarop dat die jare aangegee slegs wys op die jaar waarin die supernovas vir die eerste keer op aarde waargeneem is. Die supernovas self is op afstande van honderde of duisende ligjare van die aarde, wat 'n groot verskil maak aan hoe lank dit neem voor die lig van elke supernova hier aankom.

Die 1604 supernova is deur Galileo gebruik as getuienis teen die Aristoteliaanse dogma van sy tyd dat die hemel nooit verander nie.

Supernovas laat gereeld supernova-oorblyfsels agter; die studie van hierdie voorwerpe het gehelp om ons kennis oor supernovas te verbreed.


Die rol van supernovas in sterevolusie[wysig]

Supernovas neig om die omliggende tussenstermedium met metale (vir sterrekundiges is metale al die elemente na helium). Elke ster generasie het 'n effens ander samestelling wat begin met byna suiwer mengsels van waterstof en helium en ontwikkel tot 'n meer metaalryke samestelling. Die verskillende chemiese vresperioedings het belangrike invloede op die ster se lewe en kan 'n beslissende invloed hê op die waarskynlikheid dat dit planete sal hê wat daarom wentel.

Eksterne skakels[wysig]

Commons-logo.svg
Wikimedia Commons het meer media verwant aan:
Supernova (kategorie)
Wiktionary-logo-en.svg Vir woordeboekinligting, sien die bladsy supernova op WikiWoordeboek